Att observera asteroidockultationer

Asteroidockultationer kan observeras på flera olika sätt. När det gäller Romaockultationen specifikt är den extremt gynnsam eftersom den ockulterad estjärnan är så ljus (magnitud 2,7). Det roligaste är förstås därför att se denna ockultation själv för blotta ögat, utan optiska hjälpmedel. Men för denna, och framförallt för svagare ockultationer, finns många observationsmetoder att välja bland.

Visuella observationer

Start- och sluttider för ockultationen går att tidsbestämma med stoppur, men risken finns alltid att man råkar blinka i precis fel ögonblick. Då kan det hända att man inte ser själva försvinnandet eller återkommandet. Tidtagning kan ske med en stoppur, eller ännu hellre en diktafon (en digital med färska batterier), videokamera eller en mikrofon kopplad till en dator. I samtliga fall krävs en noggrannt ställd klocka eller precis tidssignal som tidsreferens. De erhållna tiderna måste korrigeras för reaktionshastigheten (den så kallade personliga ekvationen). Mjukvaran BeeperSync kan generera en noggrann tidssignal via datorn.

Driftskanning

Betydligt högre tidsnoggrannhet får man förstås om man direkt avbildar ockultationsförloppet med en kamera. Om bildskalan är tillräckligt stor kan en ”stillbildskamera” (till exempel en CCD- eller DSLR-kamera ) användas, annars rekommenderas en videokamera. Observationer av just Roma-ockultationen förenklas av det faktum att stjärnan är osedvanligt ljus, varför små instrument kan användas.

Driftskanning innebär att man med stillbildskamera exponerar kontinuerligt under ockultationen och en liten stund före och efter. Samtidigt är teleskopets motordrivning avstängd så att bilden av stjärnan blir ett spår på bilden. Exponeringen inleds tillräckligt långt före och avslutas tillräckligt långt efter ockultationen så att dess beräknade början och slut fås med. Om en ockultation sker kommer det kombinerade ljuset av asteroiden och stjärnan att bli svagare eller till och med försvinna, vilket ses som en svagare del eller ett avbrott i stjärnspåret.

Läs mer om driftskanning

Videofotografering

Om den ockulterade stjärnan är tillräckligt ljus, som i fallet med Romaockultationen, kan observationer med video- eller webbkamera vara ett lämpligare alternativ. Detta blir mer relevant vid kortare brännvidder, förutsatt att aperturen fortfarande är tillräckligt stor för att visa stjärnan på en videoupptagning. Anledningen är att exponeringstiden med video är kortare än den tidsupplösning man kan få med driftskanningsmetoden. Det betyder också att man därför kan bestämma tidpunkt för ockultationens början och slut med större noggrannhet.

Om videofotografering snarare än driftskanning är att föredra beror på optikens brännvidd och stjärnans ljusstyrka och måste beräknas från fall till fall. Ofta ger driftskanningsexponeringar en noggrannhet i tidsbestämningen av 0,05-0,1 sekund. En videoupptagning med en frekvens av 10-20 Hz gett samma tidsnoggrannhet, förutsatt att stjärnan var synlig på så korta exponeringstider. Men detta förutsätter normalt en stor apertur och mörk himmel!

I fallet med Romaockultationen är dock stjärnan mycket ljus, och även om bakgrunden inte är mörk kan stjärnan sannolikt registreras även med små aperturer. Prova ut lämplig utrustning i god tid innan ockultationen genom att observera stjärnan med ett guidat teleskop med en videokamera och olika bildfrekvenser och bildförstärkning. Använd så hög frekvens som tillåts av förhållandena, men som fortfarande garanterar att stjärnan på enskilda rutor är klart synlig. Du vill kunna bestämma mellan vilka två videorutor som stjärnan försvinner.

En vanligt förekommande webbkamera är Philips ToUCam (I, II eller Pro). Denna kamera har ett ¼-tums CCD-chip för färgavbildning med 5,6 mikrometer stora pixlar på en effektiv yta av 659x494 pixlar (3,6x2,8 mm). Normalt högsta utläsningsfrekvens för detta chip (Sony ICX098BQ) är 1/30 sekund (30 fps). Kameran har också en mikrofon som gör det möjligt att spela in tidssignaler, antingen verbalt eller (ännu bättre) via kortvågsradio. En betydligt ljuskänsligare kamera är tex Imaging Source DMK 21AF04.AS, en monokrom kamera för upp till 60 fps baserat på Sonys ICX098BL-chip (den monokroma motsvarigheten till ToUCam-chipet). Denna kamera har dock ingen mikrofon eller audioingång.

Tänk på att AVI-filerna snabbt blir stora med videokameror. En 180 sekunders sekvens vid 30 fps och full upplösning med ToUCam Pro upptar ca 2 GB på hårddisken. För Romaockultationen skall dock en 60 sekunder lång sekvens räcka mer än väl.

Läs mer om videoobservationer i Paul Maleys guide.

Öva i förväg!

Oavsett vilken slags observation du bestämmer dig för att göra rekommenderas testobservationer av stjärnfältet innan ockultationen börjar, så att en realistisk övning kan genomföras. För ovana observatörer bör detta övas flera dagar innan ockultationen för att kunna justera planen utan stress. Beräkna alla kritiska tidpunkter (tidsmarkeringar, drivning av, exponering start, exponering slut, drivning på etc) och fältets utseende i förväg och notera dessa noga på ett tidsschema. Följ detta schema slaviskt när det sluttestats. Gör inga förändringar strax innan den skarpa ockultationen, sådant brukar resultera i fiasko! Ett planetarieprogram är mycket värdefullt vid planeringen och för att hitta rätt fält.

Att tänka på inför Romaockultationen

Observationsperioden eller exponeringslängden skall anpassas så att osäkerheten i ockultationens tidpunkt och maximal längd beaktas. För driftskanningsobservationer måste den också vara så kort som möjligt för att reducera effekter av optik (tex vignettering, fältdistorsion) och ljus himmel (saturering under exponeringen kan inträffa vid ljus himmel). För Romaockultationen är osäkerheten i tid under 3 sekunder och maximal varaktighet 6 sekunder. För att säkert få med ockultationens start bör observationen därför inledas minst 10 sekunder innan beräknad tidpunkt för orten. Dessutom bör man ha lite marginal för eventuell felbestämning av ortens läge.

Om man driftskannar vill man fånga en jämn ljusstyrkeplatå av stjärnan en period före och efter ockultationen; 15 sekunder brukar räcka. Exponeringen bör startas 25 sekunder innan ockultationens beräknade tidpunkt, och avslutas lika långt därefter. Den ockulterade stjärnan ligger i Romas fall nära himmelsekvatorn vilket betyder att drifthastigheten är 15 bågsekunder/sekund. 50 sekunders total exponeringstid innebär en spårlängd av 750 bågsekunder (12,5 bågminuter). Ett minsta rekommenderat kamerafält är alltså ca 15 bågminuter.


Författare: Johan Warell
















 

Rätt tid

Att veta exakt vad klockan är minst sagt ett problem. Hur vet man att klockan går rätt? Vilken tidsreferens skall man använda? Några generella råd finns.

Det allra enklaste är att lyssna av Fröken Ur (telnr. 90510) på en telefon kopplad till det fasta telenätet. Noggrannheten bör vara bättre än 0,1 sekund. Denna metod kan användas som absolutkoll för alla övriga tidskällor.

Tidssignaler från lång- eller kortvågsbandet på radio kan användas; dessa har normalt en fördröjning av max 0,05 s. Problemet idag är dock att få tag på en lämplig kortvågsmottagare. Optimalt är en världsradio med beat-oscillator, som klarar av CW och SSB, eftersom de starkaste tidssignalerna hos oss (från Moskva på 4996, 9996 respektive 14996 kHz) sänds just som CW och blir svåra att avlyssna utan beatoscillator i mottagaren.

En radiokontrollerad klocka kan användas om den kontinuerligt tar emot tidssignalen eller om den ställs om några miuter innan observationer (t.ex. genom att ta ut batterierna). Annars måste eventuell avdrift uppmätas (vanligtvis plockas tidssignaler upp nattetid från tex Braunschweig, Tyskland). Kontrollera också när sekundsignalen uppdateras vilket kan introducera ett fel på 0,5 sekund eller mer. Eftersom kvartskristallen i dessa klockor ofta har en betydande drift (uppemot 1 sek/dygn eller mer) måste denna korrigeras för.

Tiden från en GPS-display kan vara fördröjd pga skärmens uppdateringsfrekvens och kyla, även om den mottagna signalen är exakt. En dator som får tid från en GPS-mottagare är ett bättre alternativ (använd 1 pps-alternativet för utgångssignalen). Har du en atomklocka hemma är detta det bästa...

Normalt rekommenderas att inte använda datortid ställd från en internettidskälla, eller datorklocka baserad på internklockan. Christo Pavlovs mjukvara BeeperSync löser dock detta problem. Den analyserar tidssignalen från en NTP-server, ställer datorklockan och anger felet i tiden. Använd en primär tidsserver som är så nära dig som möjligt, vilket kan ge en tidsnoggrannhet bättre än 1 ms. Även med dålig bandbredd (t.ex. 3G och flera mils avstånd till NTP-servern) kan en hög noggrannhet nås (25 ms eller bättre). BeeperSync levererar också en ljudsignal som kan användas för att markera tiden på en diktafon.

En hjälp kan vara att jämföra ett flertal tidsskällor. Men precisionen måste mätas mot en exakt känd tidsskälla, tex WWV-bandet på kortvågsradio eller Fröken Ur avlyssnad på en fast telefonlinje. Mycket mer om tidskällor kan läsas på EAONs webbsida.

 
 

Tidtagning med visuella observationer

Tidtagning med stoppur: Detta är en enkel metod men relativt oexakt eftersom mätningarna inte kan dubbelkollas. Risk finns också att stoppuret felhanteras, och då har man ingen tidsmätning. Träna innan med den utrustning du kommer att observera med, och under realistiska förhållanden!

  1. Starta stoppuret vid känd referenstid (notera denna).
  2. Markera första mellantiden vid ockultationens start.
  3. Markera andra mellantiden eller stoppa tidtagningen helt vid ockultationens slut.
  4. Läs av mellantid och stopptid och addera dessa till referenstiden. Detta ger start- och sluttid för ockultationen.

Tidtagning med diktafon: Diktafonen bör vara digital snarare än analog (tape) och ha färska batterier eller vara kopplad mot en fast strömkälla, speciellt vid kall väderlek. Diktafonen kan också hållas varm i en innerficka och markeringar talas in via sladdmikrofon. Testa först att ljud upptas med tillräcklig kvalitet för att kunna avlyssna intalade tidssignaler och ockultationsmarkeringar.

  1. Starta diktafonen ett par minuter innan ockultationen, låt den rulla kontinuerligt.
  2. Tala in ett flertal tidssignaler från lämplig tidsreferens. Säg tiden till närmaste sekund, markera därefter tidpunkten med ett snabbt ”T” eller ”P” (detta är de kortaste konsonanterna).
  3. Tala in tidpunkten för ockultationens början och slut på motsvarande sätt som ovan.
  4. Spela in ytterligare tidssignaler, stäng av diktafonen.

Tidssignalerna bör spelas in så kort före och efter den observerade ockultationen som möjligt för att minimera eventuella avdrifter från konstant tid pga låg temperatur. Inspelningen kan sedan analyseras manuellt eller genom att överföra till en dator.

Videokamera: Om en videokamera används kan tidssignaler först spelas in genom att filma displayen på en radiokontrollerad klocka eller spela in ljudet från en kortvågsradio (denna kan spelas in kontinuerligt, vilket även gäller för diktafonen). Kameran tas med till teleskopet, verbala markeringar görs som ovan, och inspelningen avslutas med inspelning av nya tidssignaler.

Mikrofon kopplad till dator: Den inspelade ljudsignalen redigeras med lämpligt program (tex Audacity). Inspelning av tidsmarkeringar sker som ovan.

 
 

Den personliga ekvationen

Den så kallade personliga ekvationen (PE) måste korrigeras för om man observerar ockulationen visuellt vid okularet. Med PE avses den fördröjning i tid som sker mellan händelsen inträffar och den markeras, antingen verbalt eller med stoppur. Den är normalt flera tiondelar och måste subtraheras från den tid som uppmäts med stoppur, diktafon ed. Förslagsvis kan PE uppskattas med två metoder.

Stoppur: Täck över sekundsiffrorna (SS.ss) med ett papper. Starta uret. När minutsiffran slår över från 0 till 1, stoppa genast klockan. Läs av tidsfördröjningen till 1/100 sekund. Gör detta ett stort antal gånger, ju fler dess bättre, ett minimum är 20. Beräkna medelvärdet och standardavvikelsen (”n(n-1)” på en miniräknare). Värdet av PE uppskattas som medelvärdet av de uppmätta tidsfördröjningarna, felet uppskattas som plus/minus två standardavvikelser (95% konfidensintervall). Avrunda båda värdena till närmast övre tiondels sekund.

Doug Kniffens AOPS-simulator (PC-DOS): En datorsimulerad stjärna i ett fiktivt stjärnfält försvinner och återkommer. Reaktionstiden fås direkt. Medelvärde och fel beräknas som ovan.